ПЕРЕМЕННОСТЬ БЛЕСКА МАЛОМАССИВНЫХ СВЕРХГИГАНТОВ - ПРОТОПЛАНЕТАРНЫХ

ОБЪЕКТОВ

В.П.Архипова, Н.П.Иконникова, Г.В. Комиссарова

Государственный астрономический институт

им. П.К. Штернберга, Москва, 2011

– это звезды средних масс на НГП (8-1Mo) в поздней стадии эволюции (post-AGB),

которые уже прекратили крупно-масштабную потерю массы на AGB, но еще

не стали (B1- К I-II) достаточно горячими для того, чтобы ионизовать окружающие

их остатки AGB оболочки и проявиться как планетарные туманности.

Протопланетарные объекты (ППО)

ППО – найденное (наконец!) в обзоре IRAS (1983 г.)

промежуточное звено в эволюции звезды от красного

гиганта к планетарной туманности

Протопланетарные объекты на HR-диаграмме

Квок, 1993

Цель и задачи исследования ППО:

• Исследование общих характеристик ППО (спектры, химический состав, окружение звезд)

• Поиск быстро эволюционирующих ППО (в частности, по старым каталогам)

• Фотометрическое поведение ППО – поиск нестационарности блеска

начата на Крымской станции ГАИШ в 1990 г.

Телескоп: Цейс-600 (1)

Прибор: фотоэлектрический UBV- фотометр конструкции В.М. Лютого

Наблюдатели: В.П. Архипова, Н.П. Иконникова, Г.В. Комиссарова, Р.И. Носкова

Использованы архивные данные обзора неба ASAS-3 (The All Sky Automated Survey (Пойманский, 2002))

Программа ГАИШ по поиску и изучению переменности ППО

Объекты исследования: IRAS HD BD ОКПЗ b Sp

01005+7910 +16.6 B2Ie 05040+4820 +48 1220 +04.8 A4Ia06556+1623 51585 OY Gem +08.9 Bpe 07134+1005 56126 +10 1470 CY CMi +10.0 F5Iab 07171+1823 +14.4 Be07331+0021 +00 2006 AI CMi +10.0 K1-G5Iab 08187-1905 70379 -18 2290 V552 Pup +09.8 F6Ib-II 17279-1119 158616 -11 4391 V340 Ser +12.2 F8 18062+2410 341617 V886 Her +19.8 B1IIIpe 18095+2704 V887 Her +20.2 F3Ib - 172324 +37 3183 V534 Lyr +18.6 B9Ib19114+0002 179821 -00 3679 V1427 Aql -05.0 F8I 19157-0247 -02 4931 -07.2 F319200+3457 +09.5 B 19336-0400 -11.8 B1Iape19386+0155 V1648 Aql -10.1 A7I19475+3119 331319 +31 3797 +02.7 F3I19500-1709 187885 -17 5779 V5112 Sgr +21.0 F3I 19590-1249 -13 5550 V5555 Sgr -21.3 B1Ibe 20004+2955 333385 +29 3865 V1027 Cyg -00.4 KI-G7Ia20462+3416 V1853 Cyg -05.8 B1.5Iabe22023+5249 -00.2 Be22223+4327 +42 4388 -11.5 G0Ia 22272+5435 235858 +54 2787 V354 Lac -02.5 GpIa22327-1731 213985 -18 6151 HM Aqr -57.1 A2Ia22495+5134 -06.8 B

26 звездSp: K1I-B0I-II

V=8m13m

Переменность блеска обнаружена у 15 звезд, подтверждена и детально изучена еще у 11 объектов.

Кривые блеска и показателей цвета V448 Lac

Кривые блеска и показателей цвета V887 Her

Кривые блеска ППО из архива ASAS

Мультипериодичность V354 Lac

Частотный анализ кривых блеска ППО

Фазовые кривые блеска V, построенные с найденными периодами

Корреляция блеска V с показателем цвета B-V у V340 Ser

• В максимуме блеска желтые ППО голубеют, а в минимумах колебаний становятся более красными - колебания обусловлены пульсациями звезд

Диаграммы «цвет (B-V) – величина V»

V354 Lac на диаграмме (B-V)-(U-B)

Переменность блеска F-G сверхгигантов с ИК-избытками. Выводы.

• – Полуправильные изменения блеска с амплитудами 0.m1 - 1. m0 (зависят от Te).

• – Продолжительность циклов колебаний от 35 до 150 дней в зависимости от Te.

• – Мультипериодичность колебаний на близких частотах ( P1/P2 1.02 – 1.1)

• – Звезды голубеют при повышении блеска-----------------------------------------------------------------------

Причина фотометрической переменности – пульсации. Моды пульсаций?

Корреляция периода и амплитуды пульсаций с температурой ППО

Теория и наблюдения пульсаций ППО• Неадиабатические линейные и нелинейные модели:

• Gautchy et al, 1993: 0.7М0.84 Мо, 3.7lg L/Lo3.97, z=0.01-0.001 . При больших L фундаментальная мода нестабильна, 1 обертон стабилен при Т7900 К. Чем ниже L, тем стабильность выше, как и при уменьшении z. Нестабильность выше при больших L/M.

• Zalewski (1993): нелинейные модели при Т~ 6000 К дают заметно более короткие периоды и амплитуды (0.001-0.04 mag), чем наблюдаются.

• Аikawa (1993): расчет пульсаций за голубым краем ПН. Пульсирующие модели маломассивных F-звезд имеют нестабильные моды в широком диапазоне параметров L и M. С ростом L хаотические пульсации растут.

Теория и наблюдения пульсаций ППО (продолжение)

• Jeanin et al (1996): L=4700-6000Lo, Te=5400-6200 K. Учет ударных волн. Нет согласия с параметрами SAO 96709, хотя амплитуду блеска и лучевой скорости можно согласовать при z=0.01 ( у нее z=0.04 ).

• Fokin et al (2001): неустойчивые пульсации – свойство нели-нейных моделей. Повторно генерируются ударные волны, порождающие сложные движения в верхней атмосфере. Амплитуда растет с уменьшением массы ППО.

Модель SAO 96706 годится при М=0.8 Мо (у нее 0.6 Мо) . • Kiss et al (2007): желтые post-AGB выходят за края ПН и

имеют мультипериодичность с Рo/Р1=1.1 – присутствие ради-альных и нерадиальных мод. Условия возбуждения пульсаций различны из-за различия внутренней структуры и химсостава звезд (сравнение ППО с RV Tau звездами)

Теория и наблюдения пульсаций ППО (Fokin et al 2001)

Роль таблиц непрозрачности: ОР (Seaton, 1994), OPAL92 (Rodgers, 1992), OPAL96 (Iglesias, 1996) Модель: L=7000 Lo, Te=5750 K, M=0.8 Mo, z=0.001 (CY CMi)

Тренды блеска ППО: V887 Her – систематический подъем блеска в течение 20 лет

Блеск растет со скоростью 0.02 mag в год во всех UBV полосах Изображение V887 Her (HST)

Среднегодовые блеск и показатели цвета V 1648 Aql (1990-2008)

Корреляция блеска, цвета и периода V1648 Aql в 1996-2008

Интерпретация трендов блеска ППО

• 1. V887 Her : рост блеска V при постоянстве показателей цвета B-V, U-B – просветление пылевой оболочки, состоящей из более крупных частиц c Rv>3.

• 2. V 1648 Aql : рост блеска V, периода пульсаций и показателей цвета B-V, U-B – усиление звездного ветра, увеличение радиуса фотосферы и соответствующее падение Те, но: при Lbol=const не годится - наблюдаемая амплитуда V больше . Возвратный трек ?

----------------------------------------------------------------------• 3. V886 Her : вековое падение блеска, уменьшение

показателей цвета – эволюция массивной ( 0.7- 0.8 Мо) post-AGB звезды, начало ионизации оболочки (видны эмиссии H, HeI, FeII, SiII, OII, NII).

Эволюционные треки post-AGB звезд

Bloecker, 1995

100 лет

1500 лет

Teff =6000-25000 K

Наблюдательные проявления эволюции ППО

Первый открытый объектIRAS 17119-5926 = Hen 3-1357 = SAO 244567 =V839 Ara

B or A type H emission line star (Henize, 1976)1971 - B1I, Teff = 20000 K

1990 - PN , Teff = 50000 K (Партасарати и др., 1995)

----------------------------------------------------------------mpg = 8.m 9 (1895-1900) CPD B=10. m73 (1968-1970) Hill, 1974B=10. m91 (1980) Kozok, 1985

Bobrowsky et al., 1998

2”

IRAS 18062+2410 = HD 331617 = V886 Her

1924 - A5 (HD) ~1985 - Be (Даунс и Кейес, 1988) 1996-97 - B1/1.5Ie (Архипова и др., 1999)

Ослабление блеска на ~ 3m за 150 лет

Vis = 8.m 8 (BD)<V> = 11.m8 (2008 г.)

A5 B1.5Ie

UBV-наблюдения V886 Her с 1995 по 2010 гг.

Ослабление среднего блеска V со скоростью 0. m 02 в год

V886 Her (SDSS)

Типы переменности ППО• – Пульсации с периодами от 35 до 130 дней и

амплитудами от 0.m 1 до 1.m 0 в V (F-G сверхгиганты).• – Тренды блеска, связанные с просветлением или

ростом оптической толщи околозвездной пылевой оболочки (V887 Her, V1648 Aql и др.).

• – Нестабильность, вызванная переменным звездным ветром (усиление ветра с ростом температуры). Ее характерное время у горячих ППО порядка суток, амплитуда – до 0. m4 в V-полосе.

• – Быстрая эволюция более массивных (по теории) ППО (V839 Ara и V886 Her).

Сравнение наблюдений пульсаций ППО с теорией звездной эволюции (Блекер,

1995)• Теория: ППО появляются при Р100 дней Наблюдения: максимальный период пульсаций ППО -

около 150 дней

→ Требуется увеличить время перехода от AGB к post-AGB (вместо 100 - 300 лет до 1000 - 2000 лет). Стадия сверхветра у AGB кончается раньше, чем по теории.

• Теория: у ППО мощность ветра следует закону Реймерса Наблюдения : наличие трендов блеска указывает на

нестационарность ветра - эпизодические усиления (ослаб-ления) его мощности, влияющие на пылевые оболочки.

Спасибо за внимание!